AZ ANDROMÉDA-GALAXIS

Egy amerikai csillagász, Heber Doust Curtis (1872-1942) nem fogadta el ezt a kényelmes kibúvót. Tegyük föl, hogy az S Andromedae is, az Androméda-köd is messzebb van, méghozzá sokkalta messzebb, mint hittük! Nem lehetséges, hogy az Androméda-köd olyannyira távol van. hogy Kant másfél évszázaddal korábbi ötlete bizonyul helyesnek, vagyis az Androméda-köd egy „sziget-univerzum”, egy csillagokból álló, független galaxis, jóval kívül a miénken?

Ha így van, akkor az Androméda-köd nagyon-nagyon sok és nagyon-nagyon halvány csillagból kell hogy álljon. Ezek között időnként nóváknak kell föllángolniuk. A csillagokat ugyan még a legélesebb távcsövekkel sem lehet kivenni az Androméda-ködben, de ha egyikük nóvaként ragyog föl, az távcsővel láthatóvá, sőt akár az S Andromedae-nél is jobban láthatóvá válhat.

1917-től Curtis valóban tucatszám fedezett föl nóvákat az Androméda-ködben. Az, hogy nóvákról van szó, nem volt kérdéses, mivel előbb láthatóvá váltak, azután elhalványodtak, majd később újabbak váltak láthatóvá és azok is elhalványodtak.

Ez a nóvatömkeleg két szempontból érdekes. Az egyik az, hogy tömegével jelentkeztek. Sehol másutt az égbolton nem akadt ennyi nóva egyetlen körülhatárolt területen.

Ez azt jelenti, hogy nem véletlenül látszanak az ég egy bizonyos irányában, függetlenül a ködtől, amely történetesen éppen mögéjük esik. Ha így lenne, akkor miért kizárólag ebben az irányban látszana ennyi? Hogyan is tulajdoníthatnánk a véletlennek, hogy ez a páratlan nóva-gyülekezet és az Androméda-köd ugyanabban az irányban van, bármiféle kitapintható összefüggés nélkül! Curtis biztosra vette, hogy a nóvák a köd belsejében vannak.

De miért vannak ennyien? Nos, ha az Androméda-köd egy sziget-univerzum, egy teljes galaxis, akkor ugyanolyan sok csillagból állhat, mint a mi Galaktikánk. Ezért ugyanolyan sok nóva lehet benne (még akkor is, ha nekünk csupán egyetlen apró fényfoltnak tűnik), mint a mi Galaktikánkban, amely az égbolt összes többi részét kitölti.

Sőt, az Androméda-ködben egyenesen több látható, mint a Galaktikában. Curtis ugyanis azt vette észre, hogy az Androméda-köd pereme mentén sötét foltok vannak, amelyek, ha tényleg egy galaxisról van szó, valószínűleg nagy kiterjedésű sötét ködök, gáz- és porfelhők, amelyek eltakarják a mögöttük levő csillagokat.

Márpedig ugyanez a Galaktikával is megeshet. Ráadásul a Tejút apró sötét foltjain kívül sokkal nagyobbak is létezhetnek, amelyekről semmit sem tudunk (idővel bebizonyosodott, hogy ez így is van), ezért lehet, hogy a Galaktika egész övezetei maradnak számunkra teljesen láthatatlanok. E láthatatlan (a láthatókénál sokkal nagyobb létszámú) csillagtömegben évente sok-sok nóva maradhat észrevétlen a porfelhők függönye mögött. Az Androméda-köd esetében viszont abban a kedvező helyzetben vagyunk, hogy oldalirányból elláthatunk a porfelhők mellett, úgyhogy nem sok nóva bújhat el előlünk.

És tényleg: az Androméda-ködben több nóvát láttak, mint az égbolt egész fönnmaradó részén.

Az Androméda nóváinak másik érdekessége rendkívül halvány voltuk. Még a legfényesebb állapotukban és a legerősebb távcsövekkel is épp hogy láthatók.

Ha az olyan szokásos nóvákhoz hasonlítanak, mint például a Nova Persei, akkor azért ilyen egyedülállóan gyöngék, mert rendkívüli távolságban vannak. Ez teljesen összhangban van azzal a koncepcióval, hogy az Androméda-köd egy önálló galaxis.

Curtis meg volt győződve erről, és vállalta a sziget-univerzumok fogadatlan prókátorának szerepét.

De nem csak ő járta a maga útját. Az elképzelést nehéz volt elfogadtatni, különösen mivel újabb érvek merültek föl amellett, hogy az Androméda-köd valójában közeli objektum. Adriaan van Maanen (1884-1946) holland-amerikai csillagászt főleg a csillagászati objektumok kisméretű elmozdulásai foglalkoztatták, beleértve számos spirálköd mozgását is. Van Maanen megerősítette Roberts korábbi megfigyeléseit az Androméda-köd mérhető forgási sebességéről. Sőt, közleménye szerint ez nemcsak az Andromédára, hanem számos más spirálködre is érvényes.

Ma már tudjuk, hogy van Maanen mérései valamilyen okból hibásak voltak. Olyan kis elmozdulásokat mért, amelyek épp csak hogy belül estek műszerei érzékelőképességén, és vagy ezekkel a műszerekkel volt valami baj, vagy pedig az a szilárd meggyőződése befolyásolta megfigyeléseit, hogy muszáj észlelhető forgásnak lennie.

Van Maanen azonban kiváló hírnévnek örvendett, amire egyébként rá is szolgált, ezért könnyű volt hinni neki. Márpedig ha az Androméda-ködnek észrevehető mozgása van, akkor közel kell lennie, tekintet nélkül a csaknem láthatatlan nóvák tömkelegéről szóló, kétes értékű beszámolókra.

A vitába többek között Harlow Shapley (1885-1972) amerikai csillagász is bekapcsolódott. Shapley akkoriban kezdett távolságokat mérni cefeida változók segítségével, a Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) amerikai csillagász által 1912-ben kidolgozott technikával. Ezzel a módszerrel ki tudta mutatni, hogy a Galaktika tulajdonképpeni középpontja a Naprendszertől távol van, Földünk pedig a Galaktika külső övezetébe esik. Ő határozta meg elsőként a Galaktika ma is elfogadott méreteit, amelyeket addig mindenki alábecsült. Sőt, igazából Shapley becslése eredetileg túl magas is volt. Ugyancsak ő volt az első, aki meghatározta a Magellán-felhők távolságát.

Azt hinnénk, hogy Shapley, aki példátlanul megnyújtotta a Galaktika és közvetlen környezete közötti távolságot, azt is el tudta képzelni, hogy más objektumok még messzebb legyenek. Csakhogy van Maanen közeli barátja volt, és elfogadta az ő eredményeit. Így aztán ő lett a „kis-univerzum” felfogás vezérképviselője. Véleménye szerint a mindenség a Galaktikából és a Magellán-felhőkből áll, s a különböző fehér ködök csupán ezek részei.

1920. április 26-án Curtis és Shapley nyilvános vitát tartott erről az Amerikai Tudományos Akadémia zsúfolásig telt üléstermében. Kétségkívül Shapleynek volt nagyobb hírneve és ő képviselte a többség véleményét, ám Curtis váratlanul hatásos előadónak, nóvái pedig, halvány voltukkal és nagy számukkal, meglepően erős érvnek bizonyultak.

Objektíve a vita eldöntetlenül végződött, de maga az, hogy Curtis ilyen döntetlent tudott elérni, meghökkentő erkölcsi győzelemmel ért föl. Így aztán az a vélemény kezdett elterjedni (különösen az utólagos bölcsesség fényében), hogy a vitát ő nyerte meg.

Valójában a vita nem döntötte el végleg a kérdést, bár számos csillagász tért át a „sziget-univerzum” hitre. További tapasztalati adatokra lett volna jó valahogyan szert tenni - olyanokra, amelyek az összes addiginál meggyőzőbbek.

Edwin Powell Hubble (1889-1953) volt az az amerikai csillagász, aki ilyenekkel szolgált. Neki egy új, óriási távcső állt rendelkezésére két és fél méter átmérőjű tükörrel - akkoriban ezzel lehetett a legmesszebb ellátni a világon. 1919-ben vették használatba, Hubble pedig 1922-ben kezdett vele hosszú expozíciós idejű fényképeket készíteni az Androméda-ködről és a többi hasonló űrbeli objektumról.

1923. október 5-én az egyik fényképen egy csillagot talált az Androméda-köd szélén. Nem nóva volt, hanem, amint éjszakáról éjszakára követve kiderült, egy cefeida változó. 1924 végére Hubble harminchat nagyon halvány változócsillagot fedezett föl az Androméda-ködben, köztük tizenkét cefeidát. Talált továbbá hatvanhárom nóvát is, jóval többet, mint amennyit annak idején Curtis észlelt.

Lehetséges az, hogy ezek a csillagok mind-mind függetlenek lennének az Androméda-ködtől, és csak valahogy véletlenül esnek ugyanabba az irányba? Semmiképpen sem! Hubble, akárcsak Curtis, úgy vélte: ennyi nagyon halvány cefeida változó nem lehet puszta véletlenségből az Androméda-köd irányában. Ilyen nagy számban az égbolt egyetlen más hasonló darabkáján sem fordulnak elő.

Hubble érezte, hogy az Androméda-ködöt alkotó csillagokat látja, ami korábban egyetlen csillagásznak sem sikerült. Neki azért sikerülhetett, mert birtokában volt a legjobb távcső, amely az összes addigit túlszárnyalta.

A Hubble által levont következtetésekhez nem férhetett kétség. Amint az Androméda-ködöt sikerült fölbontani csillagokra (csak a néhány legfényesebbre, de ez is elegendő volt), az a korábbi elképzelés, hogy a köd egy közeli objektum, egy keletkezőben levő bolygórendszer, végképp a múlté lett.

Sőt, miután Hubble az Androméda-ködben fölfedezte a cefeida csillagokat, a távolságát is meg tudta határozni Leavitt és Shapley módszerével. Számításai azt mutatták, hogy 230 000 parszeknyire van, körülbelül ötször távolabb, mint a Magellán-felhők. Az Androméda-köd nyilvánvalóan messze kívül esik a Galaktikán, s kétségkívül egy teljes jogú galaxis.

Egy ideig a különféle fehér ködöket extragalaktikus ködöknek is nevezték, de végül is a „köd” megjelölést mint teljesen alkalmatlant elvetették. Egyszerűen galaxisoknak kezdték őket hívni; az Androméda-köd „Androméda-galaxis” lett, és a mai napig is az maradt. Ugyanígy lett az Örvény-ködből „Örvény-galaxis”, és így tovább.

A kegyelemdöfést a „kis-univerzum” hitnek Hubble adta meg 1935-ben, amikor kimutatta, hogy van Maanen észleletei az egyes galaxisok mérhető forgási sebességéről hibásak voltak.

A többi fehér köd pedig, amelyek az Andromédánál kisebbnek és halványabbnak látszanak, ugyancsak mind galaxisok, s általában távolabbiak, sőt némelyikük sokkal távolabbi, mint az Androméda. A világegyetemet azóta óriási galaxishalmaznak tekintjük, amelyben a mi Tejutunk csupán egy a sok közül.

Ami azt illeti, Hubble még alá is becsülte az Androméda-galaxis távolságát (és így persze a többiét is). 1942-ben Walter Baade (18931960) német-amerikai csillagász kimutatta, hogy a cefeida változóknak két fajtájuk van, amelyeket különböző módon kell alkalmazni a kozmikus távolságok megállapításában. Shapley volt az, aki megfelelő módon alkalmazva őket, meghatározta Galaktikánk méreteit és a Magellán-felhők távolságát.

Hubble azonban tudtán kívül a másik módon alkalmazta őket az Androméda-galaxis távolságának megbecslésekor, ezért aztán számításai hibásak voltak. A korrekciót végrehajtva kiderült, hogy az Androméda-galaxis 700 000 parszekre van tőlünk, tizennégyszer távolabb, mint a Magellán-felhők.